Cykl plam słonecznych

Liczba plam słonecznych obserwowanych na „powierzchni” Słońca zmienia się z roku na rok. Ten wzrost i spadek liczby plam słonecznych zmienia się w sposób cykliczny; długość cyklu wynosi średnio około jedenastu lat. Cykliczna zmienność liczby plam słonecznych, odkryta w 1843 roku przez niemieckiego astronoma amatora Samuela Heinricha Schwabe, nazywana jest „cyklem plam słonecznych”.

Słoneczne maksimum & Słoneczne minimum

Szczyt w liczbie plam słonecznych jest określany jako czas „słonecznego maksimum” (lub „słonecznego maksimum”), podczas gdy okres, w którym pojawia się niewiele plam słonecznych jest nazywany „słonecznym minimum” (lub „słonecznym minimum”). Przykład ostatniego cyklu plam słonecznych obejmuje lata od minimum słonecznego w 1986 roku, kiedy to zaobserwowano 13 plam słonecznych, poprzez maksimum słoneczne w 1989 roku, kiedy to pojawiło się ponad 157 plam słonecznych, aż do kolejnego minimum słonecznego w 1996 roku (dziesięć lat po minimum słonecznym z 1986 roku), kiedy to liczba plam słonecznych spadła z powrotem do mniej niż 9.

Podobnie jak liczba plam słonecznych, ich lokalizacja zmienia się w całym cyklu plam słonecznych. Przy słonecznej minucie, plamy słoneczne mają tendencję do tworzenia się na szerokościach geograficznych od 30° do 45° na północ i południe od równika Słońca. W miarę postępu cyklu słonecznego, aż do maksimum słonecznego, plamy słoneczne mają tendencję do pojawiania się bliżej równika, około 15° szerokości geograficznej. Pod koniec cyklu, gdy ponownie zbliża się maksimum słoneczne, plamy słoneczne tworzą się dość blisko równika słonecznego, około 7° szerokości geograficznej północnej i południowej. Często ten trend migracji wzdłuż Słońca nakłada się na siebie, gdy plamy słoneczne z kończącego się cyklu formują się na niskich szerokościach geograficznych, a plamy słoneczne z nadchodzącego cyklu zaczynają się ponownie formować na wysokich szerokościach geograficznych. Ten stopniowy dryf plam słonecznych w kierunku równika w całym cyklu plam słonecznych, który został po raz pierwszy zauważony na początku lat 60-tych XIX wieku przez niemieckiego astronoma Gustava Spörera i Anglika Richarda Christophera Carringtona, jest często nazywany Prawem Spörera. W 1904 roku inny angielski astronom, Edward Walter Maunder, skonstruował pierwszy „diagram motyla”, graficzny wykres tego trendu migracji plam słonecznych.

11-letni cykl – zazwyczaj!

Czas trwania cyklu plam słonecznych wynosi średnio około jedenastu lat. Jednak długość cyklu jest różna. Od roku 1700 do chwili obecnej, cykl plam słonecznych (od jednej słonecznej minuty do następnej słonecznej minuty) zmieniał się w długości od tak krótkiej jak dziewięć lat do tak długiej jak czternaście lat. Zauważ jednak, że z 26 cykli słonecznych podczas tego trzywiekowego okresu, 21 miało długość pomiędzy dziesięcioma a dwunastoma latami.

Dochodzenie do dokładnego liczenia plam słonecznych nie jest tak proste, jak mogłoby się wydawać. Niektóre plamy są znacznie większe niż inne, niektóre plamy słoneczne częściowo łączą się razem na ich krawędziach, a wiele plam pojawia się w grupach. W 1848 roku szwajcarski astronom Rudolf Wolf wymyślił algorytm do spójnego liczenia plam słonecznych, który pozwala na porównywanie danych pochodzących od różnych obserwatorów na przestrzeni wieków. Liczba plam słonecznych otrzymana za pomocą formuły Wolfa, znana obecnie jako liczba plam słonecznych Wolfa, jest używana do dziś. Wolf wykorzystał dane od wcześniejszych astronomów, aby zrekonstruować liczbę plam słonecznych aż do cyklu 1755-1766, który nazwał „cyklem 1”. Od tego czasu, kolejne cykle były numerowane kolejno, więc cykl, który rozpoczął się od minimum słonecznego w 2008 roku jest cyklem 24.

Plamy słoneczne oznaczają zaburzenia magnetyczne

Słońce jest zazwyczaj bardzo aktywne, gdy liczba plam słonecznych jest wysoka. Plamy słoneczne są wskaźnikami zaburzeń w polu magnetycznym Słońca, które mogą generować energetyczne zjawiska słoneczne, takie jak rozbłyski słoneczne i koronalne wyrzuty masy. Ponieważ w miarę wiarygodne dane dotyczące liczby plam słonecznych sięgają wczesnych lat 1700, na długo przed tym jak inne miary aktywności słonecznej mogły być obserwowane, liczba plam słonecznych służy jako cenny, stosunkowo długoterminowy wskaźnik aktywności słonecznej. Słońce emituje znacznie więcej promieniowania niż zwykle w rentgenowskich i ultrafioletowych częściach widma elektromagnetycznego podczas maksimum słonecznego, a ta dodatkowa energia znacząco zmienia górne warstwy ziemskiej atmosfery.

11-letni cykl plam słonecznych jest w rzeczywistości połową dłuższego, 22-letniego cyklu aktywności słonecznej. Za każdym razem, gdy liczba plam słonecznych wzrasta i spada, pole magnetyczne Słońca związane z plamami słonecznymi odwraca biegunowość; orientacja pól magnetycznych na północnej i południowej półkuli Słońca zmienia się. Tak więc pod względem pól magnetycznych cykl słoneczny jest zakończony (pola wracają do stanu z początku cyklu) dopiero po dwóch 11-letnich cyklach plam słonecznych. Ten cykl słoneczny jest średnio około 22 lat długi – dwa razy dłuższy niż cykl plam słonecznych.

Niektórzy naukowcy uważają, że istnieją dowody na inne, dłuższe okresy zmian w cyklach plam słonecznych i słonecznych. Inni naukowcy są sceptycznie nastawieni do takich twierdzeń. Większość naukowców uważa, że potrzebujemy więcej danych, obejmujących dłuższe okresy czasu, aby definitywnie rozstrzygnąć tę kwestię. Oprócz tych regularnych cykli, Słońce wykazywało okresy bardzo niezwykłej liczby plam słonecznych. Przede wszystkim, od około 1645 do 1715 roku było bardzo mało plam słonecznych – w niektórych latach nie zaobserwowano ich wcale! Okres ten, nazywany obecnie Minimum Maundera (od nazwiska E.W. Maundera, który wykonał ważną pionierską pracę związaną z tym zjawiskiem), odpowiadał wyjątkowo zimnemu okresowi w Europie, znanemu jako Mała Epoka Lodowcowa.